Новите изчисления на слънчевия спектър разрешават продължилите десетилетия спорове относно химическия състав на слънцето


Новите изчисления на слънчевия спектър разрешават продължилите десетилетия спорове относно химическия състав на слънцето

Спектър на слънцето, заснет със спектрографа с много висока разделителна способност NARVAL, инсталиран в телескопа Bernard Lyot, Observatoire Midi-Pyrénées. Спектри като този, по-специално свойствата на тъмните абсорбционни линии, които са ясно видими на това изображение, позволяват на астрономите да изведат температурата и химическия състав на звездата. Кредит: М. Бергеман / MPIA / NARVAL@TBL

Какво правите, когато един изпитан и верен метод за определяне на химичния състав на слънцето изглежда е в противоречие с иновативна, прецизна техника за картографиране на вътрешната структура на слънцето? Това беше ситуацията, пред която са изправени астрономите, изучаващи слънцето – до нови изчисления, публикувани от Екатерина Маг, Мария Бергеман и колеги и които разрешават очевидното противоречие.

Продължителната десетилетна криза на слънчевото изобилие е конфликтът между вътрешната структура на слънцето, определена от слънчевите трептения (хелиосеизмология) и структурата, извлечена от фундаменталната теория на звездната еволюция, която от своя страна се основава на измервания на днешното слънце химичен състав. Новите изчисления на физиката на слънчевата атмосфера дават актуализирани резултати за изобилие от различни химични елементи, които разрешават конфликта. Забележително е, че слънцето съдържа повече кислород, силиций и неон, отколкото се смяташе досега. Използваните методи също така обещават значително по-точни оценки на химическия състав на звездите като цяло.

Астрохимия с помощта на спектри

Въпросният изпитан метод е спектрален анализ. За да определят химическия състав на нашето слънце или на която и да е друга звезда там, астрономите рутинно се обръщат към спектрите: подобно на дъгата разлагане на светлината в нейните различни дължини на вълната. Звездните спектри съдържат забележими, остри тъмни линии, забелязани за първи път от Уилям Воластън през 1802 г., преоткрити от Йозеф фон Фраунхофер през 1814 г. и идентифицирани като сигнални знаци, показващи наличието на специфични химични елементи от Густав Кирхоф и Робърт Бунзен през 1860-те.

Пионерската работа на индийския астрофизик Мегнад Саха през 1920 г. свързва силата на тези „абсорбционни линии“ със звездната температура и химичен състав, осигурявайки основата за нашите физически модели на звезди. Осъзнаването на Сесилия Пейн-Гапошкин, че звезди като нашето слънце се състоят главно от водород и хелий, с не повече от следи от по-тежки химически елементи, се основава на тази работа.

Слънчеви трептения, които разказват различна история

Основните изчисления, свързани с спектралните характеристики с химическия състав и физиката на звездната плазма, са от решаващо значение за астрофизика оттогава. Те са в основата на един вековен напредък в нашето разбиране за химическата еволюция на Вселената, както и за физическата структура и еволюцията на звездите и екзопланетите. Ето защо беше нещо като шок, когато, когато се появиха нови данни от наблюдения и дадоха представа за вътрешната работа на нашето слънце, различните части от пъзела очевидно не пасваха заедно.

Модерното стандартен модел на слънчевата еволюция се калибрира с помощта на известен (в кръговете на слънчевата физика) набор от измервания на химическия състав на слънчевата атмосфера, публикуван през 2009 г. Но в редица важни детайли реконструкцията на вътрешната структура на любимата ни звезда, базирана на този стандартен модел, противоречи друг набор от измервания: хелиосеизмични данни, тоест измервания, които проследяват много точно минималните трептения на слънцето като цяло – начина, по който слънцето ритмично се разширява и свива в характерни модели, във времеви мащаби между секунди и часове.

Точно както сеизмичните вълни предоставят на геолозите важна информация за вътрешността на Земята или както звукът на камбаната кодира информация за нейната форма и свойства на материала, хелиосеизмологията предоставя информация за вътрешността на слънцето.

Кризата на слънчевото изобилие

Високоточните хелиосеизмични измервания дават резултати за вътрешната структура на слънцето, които са в противоречие със стандартните слънчеви модели. Според хелиосеизмологията, така наречената конвективна област в нашето слънце, където материята се издига и отново потъва, като вода в кипящ съд, е значително по-голяма от предвиденото от стандартния модел. Скоростта на звуковите вълни близо до дъното на този регион също се отклонява от прогнозите на стандартния модел, както и общото количество хелий в слънцето. В допълнение, някои измервания на слънчевите неутрино – мимолетни елементарни частици, трудни за откриване, достигащи до нас директно от регионите на ядрото на Слънцето – също бяха леко погрешни в сравнение с експерименталните данни.

Астрономите имаха това, което скоро наричаха „криза на слънчевото изобилие“ и в търсене на изход, някои предложения варираха от необичайни до направо екзотични. Дали слънцето може би е натрупало малко газ, беден на метали по време на фазата на формиране на планети? Пренася ли се енергията от известните невзаимодействащи частици тъмна материя?

Изчисления извън локалното термично равновесие

Новопубликуваното изследване на Екатерина Маг, Мария Бергеман и колеги успя да разреши тази криза, като преразгледа моделите, на които се основават спектралните оценки на химичния състав на слънцето. Ранните проучвания за това как се произвеждат спектрите на звездите са разчитали на нещо, известно като локално топлинно равновесие. Те бяха предположили, че на местно ниво енергията във всеки регион от атмосферата на звезда има време да се разпространи и да достигне един вид равновесие. Това би позволило да се присвои температура на всеки такъв регион, което води до значително опростяване на изчисленията.

Но още през 50-те години на миналия век астрономите са осъзнали, че тази картина е твърде опростена. Оттогава все повече и повече проучвания включват така наречените не-LTE изчисления, отхвърляйки предположението за локално равновесие. Изчисленията без LTE включват подробно описание на това как енергията се обменя в системата – атомите се възбуждат от фотони или се сблъскват, фотоните се излъчват, абсорбират или разсейват. В звездни атмосфери, където плътността е твърде ниска, за да позволи на системата да достигне топлинно равновесие, този вид внимание към детайла се отплаща. Там изчисленията без LTE дават резултати, които се различават значително от техните локални равновесни аналози.

Прилагане на не-LTE към слънчевата фотосфера

Групата на Мария Бергеман в Института по астрономия Макс Планк е един от световните лидери, когато става въпрос за прилагане на не-LTE изчисления към звездни атмосфери. Като част от работата по нейната докторска степен. в тази група Екатерина Маг се зае да изчисли по-подробно взаимодействието на радиационната материя в слънчевата фотосфера. Фотосферата е външният слой, от който произлиза по-голямата част от слънчевата светлина, а също и където абсорбционните линии са отпечатани върху слънчевия спектър.

В това проучване те проследиха всички химични елементи, които са от значение за настоящите модели за развитието на звездите с течение на времето, и приложиха множество независими методи, за да опишат взаимодействията между атомите на слънцето и неговото радиационно поле, за да се уверят, че техните резултати са последователни. За описание на конвективните области на нашето слънце те използваха съществуващи симулации, които отчитат както движението на плазмата, така и физиката на радиацията („STAGGER“ и „CO5BOLD“). За сравнение със спектралните измервания те избраха набора от данни с най-високо налично качество: слънчевия спектър, публикуван от Института за астро- и геофизика, Университета в Гьотинген. „Ние също така широко се фокусирахме върху анализа на статистически и систематични ефекти, които биха могли да ограничат точността на резултатите“, отбелязва Маг.

Слънце с повече кислород и по-тежки елементи

Новите изчисления показаха, че връзката между изобилието на тези важни химични елементи и силата на съответните спектрални линии е значително различна от това, което твърдят предишни автори. Следователно, химическото изобилие, което следва от наблюдавания слънчев спектър, е малко по-различно от посоченото в предишния анализ.

„Открихме, че според нашия анализ слънцето съдържа 26% повече елементи, по-тежки от хелия, отколкото бяха изведени от предишни проучвания“, обяснява Маг. В астрономията такива елементи, по-тежки от хелия, се наричат ​​„метали“. Само от порядъка на една хилядна от процента от всички атомни ядра на слънцето са метали; това е много малко число, което сега се е променило с 26% от предишната си стойност. Маг добавя: “Стойността за изобилието на кислород е почти 15% по-висока, отколкото в предишни проучвания.” Новите стойности обаче са в добро съгласие с химичния състав на примитивните метеорити („CI хондрити“), за които се смята, че представляват химическия състав на много ранната слънчева система.

Кризата е решена

Когато тези нови стойности се използват като вход за текущите модели на слънчевата структура и еволюция, озадачаващото несъответствие между резултатите от тези модели и хелиосеизмичните измервания изчезва. Задълбоченият анализ на Маг, Бергеман и техните колеги за това как се произвеждат спектрални линии, с разчитането му на значително по-пълни модели на основната физика, успява да разреши кризата на слънчевото изобилие.

Мария Бергеман казва: „Новите слънчеви модели, базирани на нашия нов химичен състав, са по-реалистични от всякога: те произвеждат модел на слънцето, който е в съответствие с цялата информация, която имаме за днешната структура на слънцето – звукови вълни, неутрино , осветеност и слънчев радиус — без нужда от нестандартна, екзотична физика в слънчевия интериор.”

Като допълнителен бонус новите модели са лесни за нанасяне върху звезди, различни от слънцето. Във време, когато мащабни проучвания като SDSS-V и 4MOST предоставят висококачествени спектри за все по-голям брой звезди, този вид напредък е наистина ценен – поставяне на бъдещи анализи на звездната химия с техните по-широки последици за реконструкциите на на химически еволюцията на нашия космос, на по-здрава основа от всякога.

Изследването “Ограничения за наблюдение върху произхода на елементите. IV: Стандартният състав на слънцето” е публикувано в списанието Астрономия и астрофизика.


Превишаване на ядрото, ограничено от липсата на слънчево конвективно ядро ​​и някои слънчеви звезди


Повече информация:
Екатерина Маг и др., Ограничения за наблюдение върху произхода на елементите, Астрономия и астрофизика (2022 г.). DOI: 10.1051/0004-6361/202142971

Предоставена от
Общество Макс Планк


Цитат: Нови изчисления на слънчевия спектър разрешават десетилетни противоречия относно химическия състав на слънцето (2022 г., 23 май), извлечени на 23 май 2022 г. от https://phys.org/news/2022-05-solar-spectrum-decade-long-controversy -sun.html

Този документ е обект на авторско право. Освен всяка честна сделка с цел частно проучване или изследване, никоя част не може да бъде възпроизвеждана без писменото разрешение. Съдържанието е предоставено само за информационни цели.